[論文レビュー] Neutron Star Pulsations and Instabilities

Lee Lindblom|arXiv (Cornell University)|Jan 9, 2001

Geophysics and Sensor Technology被引用数 13

ひとこと要約

本稿は、回転する中性子星のr-モードにおける重力放射（GR）駆動不安定性を調査し、GR放射がこれらのモードの急激な増幅を引き起こし、顕著な回転減速をもたらすことを示している。主な発見は、非線形流体力学的効果（特に波の破壊と衝撃波形成）がr-モードの振幅が1次オーダーに達することを防がないことであり、これは検出可能なGR放射および若い中性子星や低質量X線連星（LMXBs）における回転制限効果を示唆している。

ABSTRACT

Gravitational radiation (GR) drives an instability in certain modes of rotating stars. This instability is strong enough in the case of the r-modes to cause their amplitudes to grow on a timescale of tens of seconds in rapidly rotating neutron stars. GR emitted by these modes removes angular momentum from the star at a rate which would spin it down to a relatively small angular velocity within about one year, if the dimensionless amplitude of the mode grows to order unity. A pedagogical level discussion is given here on the mechanism of GR instability in rotating stars, on the relevant properties of the r-modes, and on our present understanding of the dissipation mechanisms that tend to suppress this instability in neutron stars. The astrophysical implications of this GR driven instability are discussed for young neutron stars, and for older systems such as low mass x-ray binaries. Recent work on the non-linear evolution of the r-modes is also presented.

研究の動機と目的

• 重力放射が回転する中性子星のr-モードに不安定性を引き起こすメカニズムを理解すること。
• 中性子星内の内部散逸過程がGR駆動r-モード不安定性を抑制できるかどうかを評価すること。
• r-モード不安定性が若い中性子星や低質量X線連星（LMXBs）の回転進化に与える天体物理学的影響を評価すること。
• r-モードの非線形流体力学的進化を調査し、その成長を制限するメカニズムを同定すること。

提案手法

• 一般相対性理論的摂動論を用いた回転する中性子星におけるr-モード振動の解析的・数値的モデル化。
• 四極子公式を用いたr-モードからの重力波放射率の導出：$ \frac{dE}{dt} = \frac{128\pi}{225} \frac{G}{c^7} \kappa \omega^6 |J_{22}|^2 $、これは角運動量損失を定量化する。
• 等エントロピーの中性子星物質におけるr-モードの非線形流体力学的進化の数値シミュレーション、質量、角運動量、運動エネルギーの進化を追跡。
• シミュレーションにおける角運動量損失をGR予測と比較し、重力放射の果たす役割を分離。
• 星体表面における波の破壊と衝撃波形成がr-モード振幅の減衰メカニズムとして果たす可能性を分析。
• 計算時間の制約を考慮し、r-モードの成長を加速させるためにシミュレーションでGR力に4500倍の増幅を適用。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 中性子星内の内部散逸過程が、r-モードにおける重力放射不安定性を打ち消すことができるか？
• RQ2 非線形流体力学的プロセス（波の破壊や衝撃波形成など）がr-モード振幅の増大を制限する役割を果たすか？
• RQ3 磁場、クライストの固化、または超流動効果が、若い中性子星やLMXBsにおけるr-モード不安定性に与える影響は何か？
• RQ4 実際の中性子星において、r-モードとg-モードの非線形結合が不安定性を抑制する可能性はあるか？
• RQ5 半剛性のクライスト効果や超流動コアにおけるブロッホ渦-磁束管散逸が、不安定化の臨界角速度を変えるか？

主な発見

• 重力放射によって駆動されるr-モード不安定性は、ゆっくり回転する系ですら、一般的な内部散逸過程を上回るほど強い。
• シミュレーションでは、波の破壊や衝撃波形成といった非線形流体力学的効果がモードを減衰させるが、r-モード振幅は依然として1次オーダーにまで成長する。
• シミュレーションにおける全角運動量の進化は、予測された重力波損失率と3％以内に一致しており、GRが主要なエネルギー吸収源であることを確認した。
• 角運動量が一定に達した後も運動エネルギーが減少し続けることから、エネルギーが他のモードに移行するのではなく、継続的な流体力学的減衰が進行していることが示された。
• 星体表面における波の破壊が、r-モードを抑制する主要な流体力学的メカニズムであることが特定された。モード結合による抑制ではない。
• シミュレーションでGR力に4500倍の増幅を適用したにもかかわらず、r-モード振幅は依然として1次オーダーに達した。これは、実際の中性子星においても不安定性が顕著な回転減速を引き起こす可能性を示唆している。